Kosmosni o'rganish haqida ilmiy-ommabop filmlar suratga olishga qiziqish nisbatan yaqinda ortib borayotganligi sababli, zamonaviy tomoshabin o'ziga xoslik yoki qora tuynuk kabi hodisalar haqida ko'p eshitgan. Biroq, filmlar, shubhasiz, bu hodisalarning to'liq mohiyatini ochib berolmaydi va ba'zan kattaroq ta'sir ko'rsatish uchun qurilgan ilmiy nazariyalarni buzib ko'rsatadi. Shu sababli, ko'pchilikning taqdimoti zamonaviy odamlar bu hodisalar haqida yoki butunlay yuzaki, yoki butunlay noto'g'ri. Yaratilgan muammoning yechimlaridan biri bu maqola bo'lib, unda biz mavjud tadqiqot natijalarini tushunishga harakat qilamiz va savolga javob beramiz - qora tuynuk nima?

1784 yilda ingliz ruhoniysi va tabiatshunosi Jon Mishel Qirollik jamiyatiga yozgan maktubida birinchi marta shunday kuchli tortishish kuchiga ega bo'lgan gipotetik massiv jismni eslatib o'tdiki, uning ikkinchi kosmik tezligi yorug'lik tezligidan oshib ketadi. Ikkinchi kosmik tezlik - bu nisbatan kichik jismning samoviy jismning tortishish kuchini engib o'tishi va bu jism atrofidagi yopiq orbitadan chiqishi uchun kerak bo'ladigan tezlik. Uning hisob-kitoblariga ko'ra, Quyosh zichligi va radiusi 500 quyosh radiusi bo'lgan jism o'z yuzasida yorug'lik tezligiga teng bo'lgan ikkinchi kosmik tezlikka ega bo'ladi. Bunday holda, hatto yorug'lik ham bunday tananing sirtini tark etmaydi va shuning uchun berilgan tana faqat kiruvchi yorug'likni o'zlashtiradi va kuzatuvchiga ko'rinmas qoladi - qorong'u bo'shliq fonida bir xil qora nuqta.

Biroq, Mishel tomonidan taklif qilingan supermassiv jism tushunchasi Eynshteynning ishiga qadar katta qiziqish uyg'otmadi. Eslatib o'tamiz, ikkinchisi yorug'lik tezligini ma'lumot uzatishning cheklovchi tezligi sifatida belgilagan. Bundan tashqari, Eynshteyn yorug'lik tezligiga () yaqin tezliklar uchun tortishish nazariyasini kengaytirdi. Natijada, Nyuton nazariyasini qora tuynuklarga qo'llash endi ahamiyatsiz bo'lib qoldi.

Eynshteyn tenglamasi

Qora tuynuklarga umumiy nisbiylikni qo'llash va Eynshteyn tenglamalarini echish natijasida qora tuynukning asosiy parametrlari aniqlandi, ulardan faqat uchtasi bor: massa, massa, elektr zaryadi va burchak momenti. “Qora tuynuklarning matematik nazariyasi” fundamental monografiyasini yaratgan hind astrofiziki Subramanyan Chandrasekharning katta hissasini ta’kidlash lozim.

Shunday qilib, Eynshteyn tenglamalarining yechimi to'rtta variant bilan ifodalanadi mumkin bo'lgan turlari qora tuynuklar:

• Aylanma va zaryadsiz qora tuynuk Shvartsshild yechimidir. Qora tuynukning birinchi ta'riflaridan biri (1916) Eynshteyn tenglamalaridan foydalangan holda, lekin tananing uchta parametridan ikkitasini hisobga olmagan holda. Nemis fizigi Karl Shvartsshildning yechimi sferik massiv jismning tashqi tortishish maydonini hisoblash imkonini beradi. Nemis olimining qora tuynuklar kontseptsiyasining o'ziga xos xususiyati hodisa gorizonti va uning orqasida joylashganligidir. Shvartsshild birinchi navbatda uning nomini olgan tortishish radiusini ham hisoblab chiqdi, bu ma'lum bir massaga ega bo'lgan jism uchun hodisa gorizonti joylashgan sfera radiusini aniqlaydi.
• Zaryadli aylanmasiz qora tuynuk Reysner-Nordström yechimidir. Qora tuynukning mumkin bo'lgan elektr zaryadini hisobga olgan holda 1916-1918 yillarda ilgari surilgan yechim. Bu zaryad o'zboshimchalik bilan katta bo'lishi mumkin emas va natijada paydo bo'lgan elektr itarish tufayli cheklangan. Ikkinchisi gravitatsiyaviy tortishish bilan qoplanishi kerak.
• Aylanadigan va zaryadsiz qora tuynuk - Kerr yechimi (1963). Aylanadigan Kerr qora tuynuklari statikdan ergosfera deb ataladigan narsaning mavjudligi bilan farq qiladi (bu va qora tuynukning boshqa tarkibiy qismlari haqida ko'proq o'qing).
• Aylanish va zaryad bilan BH - Kerr-Nyuman eritmasi. Ushbu yechim 1965 va undan keyin hisoblab chiqilgan bu daqiqa eng to'liq hisoblanadi, chunki u barcha uchta BH parametrlarini hisobga oladi. Biroq, hali ham tabiatdagi qora tuynuklar ahamiyatsiz zaryadga ega deb taxmin qilinadi.

Qora tuynukning shakllanishi

Qora tuynukning qanday paydo bo'lishi va paydo bo'lishi haqida bir nechta nazariyalar mavjud bo'lib, ulardan eng mashhuri tortishish kuchining qulashi natijasida etarli massaga ega bo'lgan yulduzning paydo bo'lishidir. Bunday siqilish massasi uchdan ortiq quyosh massasi bo'lgan yulduzlarning evolyutsiyasini tugatishi mumkin. Termoning oxirida yadro reaksiyalari bunday yulduzlar ichida ular tezda o'ta zichlikka aylana boshlaydi. Agar neytron yulduz gazining bosimi tortishish kuchlarini qoplay olmasa, ya'ni yulduzning massasi deb atalmish narsani yengib chiqadi. Oppengeymer-Volkov chegarasi, keyin qulash davom etadi, bu esa materiyaning qora tuynukga qisqarishiga olib keladi.

Qora tuynukning tug'ilishini tavsiflovchi ikkinchi stsenariy - bu protogalaktik gazning, ya'ni galaktikaga yoki qandaydir klasterga aylanish bosqichida bo'lgan yulduzlararo gazning siqilishi. Xuddi shu tortishish kuchlarini qoplash uchun ichki bosim etarli bo'lmagan taqdirda, qora tuynuk paydo bo'lishi mumkin.

Boshqa ikkita stsenariy faraz bo'lib qolmoqda:

• Natijada qora tuynukning paydo bo'lishi - deb ataladi. dastlabki qora tuynuklar.
• Yuqori energiyadagi yadro reaktsiyalari natijasida paydo bo'lishi. Bunday reaksiyalarga misol qilib kollayderlar ustida olib borilgan tajribalarni keltirish mumkin.

Qora tuynuklarning tuzilishi va fizikasi

Shvartsshildning fikriga ko'ra, qora tuynukning tuzilishi faqat ikkita elementni o'z ichiga oladi, ular avval aytib o'tilgan: qora tuynukning o'ziga xosligi va hodisa gorizonti. Yakkalik haqida qisqacha gapiradigan bo'lsak, shuni ta'kidlash mumkinki, u orqali to'g'ri chiziq o'tkazish mumkin emas, shuningdek, mavjud fizik nazariyalarning aksariyati uning ichida ishlamaydi. Shunday qilib, yagonalik fizikasi bugungi kunda olimlar uchun sir bo'lib qolmoqda. qora tuynukning ma'lum bir chegarasi bo'lib, uni kesib o'tganda jismoniy ob'ekt o'z chegaralaridan tashqariga qaytish qobiliyatini yo'qotadi va bir noma'lum tarzda qora tuynukning o'ziga xosligiga "tushadi".

Qora tuynukning tuzilishi Kerr eritmasi holatida, ya'ni BH aylanishi mavjudligida biroz murakkablashadi. Kerrning yechimi teshikning ergosferaga ega ekanligini nazarda tutadi. Ergosfera - voqea gorizontidan tashqarida joylashgan ma'lum bir hudud, uning ichida barcha jismlar qora tuynukning aylanish yo'nalishi bo'yicha harakat qiladi. Bu maydon hali hayajonli emas va voqea gorizontidan farqli o'laroq, uni tark etish mumkin. Ergosfera, ehtimol, massiv jismlar atrofida aylanadigan moddani ifodalovchi akkreditatsiya diskining o'ziga xos analogidir. Agar statik Shvartsshild qora tuynug'i qora shar shaklida tasvirlangan bo'lsa, u holda Kerri qora tuynugida ergosfera mavjudligi sababli oblate ellipsoid shakliga ega bo'lib, biz ko'pincha chizmalarda qora tuynuklarni ko'rganmiz. filmlar yoki video o'yinlar.

• Qora tuynukning og'irligi qancha? - Qora tuynukning paydo bo'lishi bo'yicha eng katta nazariy material uning yulduzning qulashi natijasida paydo bo'lishi stsenariysi uchun mavjud. Bunda neytron yulduzning maksimal massasi va qora tuynukning minimal massasi Oppengeymer - Volkov chegarasi bilan aniqlanadi, unga ko'ra BH massasining pastki chegarasi 2,5 - 3 quyosh massasi. Hozirgacha topilgan eng og'ir qora tuynuk (NGC 4889 galaktikasida) 21 milliard quyosh massasiga ega. Biroq, gipotetik jihatdan yuqori energiyadagi yadroviy reaktsiyalar natijasida yuzaga keladigan qora tuynuklar haqida unutmaslik kerak, masalan, kollayderlarda. Bunday kvant qora tuynuklarining massasi, boshqacha aytganda, "Plank qora tuynuklari" ga teng, ya'ni 2 10 −5 g.
• Qora tuynuk hajmi. Minimal BH radiusi minimal massadan (2,5 - 3 quyosh massasi) hisoblanishi mumkin. Agar Quyoshning tortishish radiusi, ya'ni hodisa gorizonti bo'ladigan maydon taxminan 2,95 km bo'lsa, u holda 3 quyosh massasi bo'lgan BH ning minimal radiusi taxminan to'qqiz kilometrga teng bo'ladi. Atrofdagi hamma narsani o'ziga tortadigan katta ob'ektlar haqida gap ketganda, bunday nisbatan kichik o'lchamlar boshga mos kelmaydi. Biroq, kvant qora tuynuklari uchun radius -10 −35 m.
• Qora tuynukning o'rtacha zichligi ikkita parametrga bog'liq: massa va radius. Massasi taxminan uch quyosh massasi bo'lgan qora tuynukning zichligi taxminan 6 10 26 kg / m³, suvning zichligi esa 1000 kg / m³. Biroq bunday kichik qora tuynuklar olimlar tomonidan topilmagan. Aniqlangan BHlarning aksariyati 105 quyosh massasidan kattaroq massaga ega. Qiziqarli naqsh mavjud, unga ko'ra qora tuynuk qanchalik katta bo'lsa, uning zichligi shunchalik past bo'ladi. Bunday holda, massaning 11 darajaga o'zgarishi zichlikning 22 darajaga o'zgarishiga olib keladi. Shunday qilib, massasi 1 ·109 quyosh massasi bo'lgan qora tuynukning zichligi 18,5 kg / m³ ni tashkil qiladi, bu oltinning zichligidan bir kam. Va massasi 10 10 quyosh massasidan ortiq bo'lgan qora tuynuklar havo zichligidan kamroq o'rtacha zichlikka ega bo'lishi mumkin. Ushbu hisob-kitoblarga asoslanib, qora tuynukning paydo bo'lishi materiyaning siqilishi tufayli emas, balki ma'lum hajmdagi katta miqdordagi moddalarning to'planishi natijasida sodir bo'ladi, deb taxmin qilish mantiqan to'g'ri keladi. Kvant qora tuynuklari holatida ularning zichligi taxminan 10 94 kg / m³ bo'lishi mumkin.
• Qora tuynukning harorati ham uning massasiga teskari proportsionaldir. Bu harorat to'g'ridan-to'g'ri bog'liq. Bu nurlanish spektri butunlay qora jismning spektriga, ya'ni barcha tushayotgan nurlanishni yutuvchi jismga to'g'ri keladi. Qora tananing nurlanish spektri faqat uning haroratiga bog'liq bo'lsa, u holda qora tuynukning harorati Xoking nurlanish spektridan aniqlanishi mumkin. Yuqorida aytib o'tilganidek, bu nurlanish qanchalik kuchli bo'lsa, qora tuynuk shunchalik kichikroq. Shu bilan birga, Xoking radiatsiyasi gipotetik bo'lib qolmoqda, chunki u hali astronomlar tomonidan kuzatilmagan. Bundan kelib chiqadiki, agar Xoking nurlanishi mavjud bo'lsa, u holda kuzatilgan BHlarning harorati shunchalik pastki, u ko'rsatilgan nurlanishni aniqlashga imkon bermaydi. Hisob-kitoblarga ko'ra, hatto Quyosh massasi tartibidagi massaga ega bo'lgan teshikning harorati ham ahamiyatsiz darajada kichik (1 10 -7 K yoki -272 ° C). Kvant qora tuynuklarining harorati taxminan 10 12 K ga yetishi mumkin va ularning tez bug'lanishi (taxminan 1,5 min.) bilan bunday BHlar o'n million energiyani chiqarishi mumkin. atom bombalari. Ammo, xayriyatki, bunday faraziy ob'ektlarni yaratish uchun bugungi kunda Katta adron kollayderida erishilganidan 10 14 baravar ko'proq energiya talab qilinadi. Bundan tashqari, bunday hodisalar astronomlar tomonidan hech qachon kuzatilmagan.

CHD nimadan iborat?

Yana bir savol olimlarni ham, oddiygina astrofizikani yaxshi ko'radiganlarni ham tashvishlantiradi - qora tuynuk nimadan iborat? Bu savolga yagona javob yo'q, chunki har qanday qora tuynukni o'rab turgan voqea ufqidan tashqariga qarash mumkin emas. Bundan tashqari, avval aytib o'tganimizdek, qora tuynukning nazariy modellari uning faqat 3 ta komponentini ko'zda tutadi: ergosfera, hodisa gorizonti va o'ziga xoslik. Ergosferada faqat qora tuynuk tomonidan jalb qilingan va hozir uning atrofida aylanayotgan ob'ektlar - turli xil kosmik jismlar va kosmik gazlar mavjud deb taxmin qilish mantiqan to'g'ri. Voqealar gorizonti shunchaki ingichka yashirin chegara bo'lib, undan keyin bir xil kosmik jismlar qora tuynukning oxirgi asosiy komponenti - yakkalik tomon qaytarib bo'lmaydigan tarzda tortiladi. Singulyarlikning tabiati bugungi kunda o'rganilmagan va uning tarkibi haqida gapirishga hali erta.

Ba'zi taxminlarga ko'ra, qora tuynuk neytronlardan iborat bo'lishi mumkin. Agar yulduzning neytron yulduzga siqilishi va uning keyingi siqilishi natijasida qora tuynukning paydo bo'lishi stsenariysiga amal qilsak, ehtimol, qora tuynukning asosiy qismi neytronlardan iborat bo'lib, ulardan neytron yulduzi o'zidan iborat. Oddiy so'zlar bilan aytganda: Yulduz qulaganda uning atomlari shunday siqiladiki, elektronlar protonlar bilan birlashadi va shu bilan neytronlarni hosil qiladi. Bunday reaktsiya haqiqatan ham tabiatda sodir bo'ladi, neytron hosil bo'lishi bilan neytrino emissiyasi sodir bo'ladi. Biroq, bu faqat taxminlar.

Agar siz qora tuynukga tushib qolsangiz nima bo'ladi?

Astrofizik qora tuynukga tushish tananing cho'zilishiga olib keladi. O'z joniga qasd qilgan kosmonavtning qora tuynukga faqat kosmik kostyum kiyib, birinchi oyoqlarini ko'ring. Voqealar ufqini kesib o'tib, kosmonavt endi qaytib kelish imkoniyati yo'qligiga qaramay, hech qanday o'zgarishlarni sezmaydi. Bir nuqtada, kosmonavt tanasining deformatsiyasi sodir bo'ladigan nuqtaga (hodisalar ufqidan bir oz orqada) etib boradi. Qora tuynukning tortishish maydoni bir xil bo'lmagani va markazga qarab kuchayib borayotgan kuch gradienti bilan ifodalanganligi sababli, astronavtning oyoqlari, masalan, boshga qaraganda sezilarli darajada ko'proq tortishish ta'siriga duchor bo'ladi. Keyin, tortishish, aniqrog'i, to'lqin kuchlari tufayli, oyoqlar tezroq "tushadi". Shunday qilib, tana asta-sekin uzunligi bo'ylab cho'zila boshlaydi. Ushbu hodisani tavsiflash uchun astrofiziklar juda ijodiy atama - spagettilanishni taklif qilishdi. Tananing keyingi cho'zilishi, ehtimol uni atomlarga parchalaydi, ular ertami-kechmi o'ziga xoslikka erishadi. Bu vaziyatda odam qanday his qilishini faqat taxmin qilish mumkin. Ta'kidlash joizki, tanani cho'zish ta'siri qora tuynukning massasiga teskari proportsionaldir. Ya'ni, agar massasi uchta Quyosh bo'lgan BH tanani bir zumda cho'zsa/sindirsa, u holda supermassiv qora tuynuk pastroq oqim kuchlariga ega bo'ladi va ba'zi jismoniy materiallar bunday deformatsiyaga o'z tuzilishini yo'qotmasdan "toqat qilishi" mumkin degan taxminlar mavjud.

Ma'lumki, massiv jismlar yaqinida vaqt sekinroq o'tadi, ya'ni o'z joniga qasd qilgan astronavt uchun vaqt yerdagilarga qaraganda ancha sekinroq o'tadi. Bunday holda, u nafaqat do'stlaridan, balki Yerning o'zidan ham ko'proq yashaydi. Astronavt uchun qancha vaqt sekinlashishini aniqlash uchun hisob-kitoblar talab qilinadi, ammo yuqoridagilardan ko'ra, kosmonavt qora tuynukga juda sekin tushadi va uning tanasi boshlangan paytni ko'rish uchun yashamasligi mumkin deb taxmin qilish mumkin. deformatsiya qilish.

Shunisi e'tiborga loyiqki, tashqaridagi kuzatuvchi uchun hodisa ufqiga ko'tarilgan barcha jismlar tasviri yo'qolguncha shu ufqning chekkasida qoladi. Ushbu hodisaning sababi gravitatsiyaviy qizil siljishdir. Biroz soddalashtirgan holda aytishimiz mumkinki, hodisa gorizontida "muzlab qolgan" o'z joniga qasd qilgan astronavtning tanasiga tushayotgan yorug'lik vaqti sekinlashgani sababli uning chastotasini o'zgartiradi. Vaqt sekin o'tishi bilan yorug'lik chastotasi pasayadi va to'lqin uzunligi ortadi. Ushbu hodisa natijasida chiqishda, ya'ni tashqi kuzatuvchi uchun yorug'lik asta-sekin past chastotali - qizil rangga o'tadi. Spektr bo'ylab yorug'likning siljishi sodir bo'ladi, chunki o'z joniga qasd qilgan kosmonavt kuzatuvchidan deyarli sezilmas bo'lsa ham, uzoqroq va uzoqroq harakat qiladi va uning vaqti tobora sekinroq oqadi. Shunday qilib, uning tanasi tomonidan aks ettirilgan yorug'lik tez orada ko'rinadigan spektrdan tashqariga chiqadi (tasvir yo'qoladi) va kelajakda kosmonavtning jasadi faqat infraqizil mintaqada, keyinroq radiochastotada ushlanishi mumkin va buning natijasida radiatsiya butunlay ushlanib qolmaydi.

Yuqorida yozilganlarga qaramay, juda katta o'ta massiv qora tuynuklarda to'lqin kuchlari masofa bilan unchalik o'zgarmaydi va yiqilgan jismga deyarli bir xil ta'sir qiladi deb taxmin qilinadi. Bunday holda, tushish kosmik kema tuzilishini saqlab qoladi. O'rtacha savol tug'iladi - qora tuynuk qaerga olib boradi? Bu savolga qurt teshiklari va qora tuynuklar kabi ikkita hodisani bog'laydigan ba'zi olimlarning ishi javob berishi mumkin.

1935 yilda Albert Eynshteyn va Neytan Rozenni hisobga olib, fazo-vaqtning ikkita nuqtasini ikkinchisining sezilarli egrilik joylarida - Eynshteyn-Rozen ko'prigida bog'laydigan chuvalchang teshiklari mavjudligi haqidagi farazni ilgari surdilar. yoki qurt teshigi. Kosmosning bunday kuchli egriligi uchun ulkan massaga ega jismlar kerak bo'ladi, ular rolini qora tuynuklar juda yaxshi bajaradi.

Eynshteyn-Rozen ko'prigi o'tib bo'lmaydigan qurt teshigi hisoblanadi, chunki u kichik va beqaror.

Qora va oq tuynuklar nazariyasi doirasida o'tish mumkin bo'lgan qurt teshigi mumkin. Bu erda oq tuynuk qora tuynukga tushgan ma'lumotlarning chiqishi. Oq tuynuk umumiy nisbiylik nazariyasi doirasida tasvirlangan, ammo bugungi kunda u faraz bo'lib qolmoqda va kashf etilmagan. Chuvalchang teshigining yana bir modeli amerikalik olimlar Kip Torn va uning aspiranti Mayk Morris tomonidan taklif qilingan, bu o'tish mumkin. Biroq, Morris-Torn qurt teshigida bo'lgani kabi, qora va oq tuynuklarda ham sayohat qilish imkoniyati salbiy energiyaga ega bo'lgan va faraziy bo'lib qoladigan ekzotik materiyaning mavjudligini talab qiladi.

Koinotdagi qora tuynuklar

Qora tuynuklarning mavjudligi nisbatan yaqinda tasdiqlandi (2015 yil sentyabr), ammo bu vaqtgacha qora tuynuklarning tabiati haqida juda ko'p nazariy materiallar, shuningdek, qora tuynuk roliga ko'plab nomzod ob'ektlar mavjud edi. Avvalo, qora tuynukning o'lchamlarini hisobga olish kerak, chunki hodisaning tabiati ularga bog'liq:

• yulduz massasi qora tuynuk. Bunday jismlar yulduzning qulashi natijasida hosil bo'ladi. Yuqorida aytib o'tilganidek, bunday qora tuynuk hosil qila oladigan jismning minimal massasi 2,5 - 3 quyosh massasi.
• Qora tuynuklar o'rtacha vazn . Shartli oraliq turi gaz to'planishi, qo'shni yulduz (ikki yulduz tizimida) va boshqa kosmik jismlar kabi yaqin atrofdagi ob'ektlarning yutilishi tufayli kattalashgan qora tuynuklar.
• Supermassiv qora tuynuk. 10 5 -10 10 quyosh massasi bo'lgan ixcham ob'ektlar. O'ziga xos xususiyatlar Bunday BHlar paradoksal past zichlik, shuningdek, ilgari muhokama qilingan zaif gelgit kuchlari. Bu bizning Somon yo'li galaktikamiz (Sagittarius A*, Sgr A*) va boshqa ko'plab galaktikalar markazidagi bu o'ta massiv qora tuynuk.

CHD uchun nomzodlar

Eng yaqin qora tuynuk, aniqrog'i qora tuynuk roliga nomzod - bu Quyoshdan 3000 yorug'lik yili masofasida (bizning galaktikamizda) joylashgan ob'ekt (V616 Unicorn). U ikkita komponentdan iborat: massasi quyosh massasining yarmiga teng bo'lgan yulduz, shuningdek, massasi 3-5 quyosh massasi bo'lgan ko'rinmas kichik jism. Agar bu ob'ekt yulduz massasiga ega kichik qora tuynuk bo'lib chiqsa, o'ng tomondan u eng yaqin qora tuynuk bo'ladi.

Ushbu ob'ektdan keyin ikkinchi eng yaqin qora tuynuk Cyg X-1 (Cyg X-1) bo'lib, u qora tuynuk roliga birinchi nomzod bo'lgan. Ungacha bo'lgan masofa taxminan 6070 yorug'lik yili. Juda yaxshi o'rganilgan: uning massasi 14,8 quyosh massasi va hodisa gorizonti radiusi taxminan 26 km.

Ba'zi manbalarga ko'ra, qora tuynuk roliga yana bir eng yaqin nomzod V4641 Sagittarii (V4641 Sgr) yulduz tizimidagi jism bo'lishi mumkin, u 1999 yilda hisob-kitoblarga ko'ra 1600 yorug'lik yili masofasida joylashgan edi. Biroq, keyingi tadqiqotlar bu masofani kamida 15 marta oshirdi.

Bizning galaktikamizda nechta qora tuynuk bor?

Bu savolga aniq javob yo'q, chunki ularni kuzatish juda qiyin va osmonni butun o'rganish davomida olimlar Somon yo'lida o'nga yaqin qora tuynuklarni aniqlashga muvaffaq bo'lishdi. Hisob-kitoblarga berilmasdan, shuni ta'kidlaymizki, bizning galaktikamizda taxminan 100-400 milliard yulduz bor va har minginchi yulduz qora tuynuk hosil qilish uchun etarli massaga ega. Ehtimol, Somon yo'li mavjud bo'lganda millionlab qora tuynuklar paydo bo'lishi mumkin edi. Katta qora tuynuklarni ro'yxatga olish osonroq bo'lgani uchun, bizning galaktikamizdagi qora tuynuklarning aksariyati o'ta massiv emas deb taxmin qilish mantiqan to'g'ri. Shunisi e'tiborga loyiqki, NASAning 2005 yilda olib borgan tadqiqotlari galaktika markazini aylanib yuruvchi butun qora tuynuklar to'dasi (10-20 ming) mavjudligini ko'rsatmoqda. Bundan tashqari, 2016 yilda yapon astrofiziklari ob'ekt * yaqinida katta yo'ldosh - Somon yo'lining yadrosi bo'lgan qora tuynukni topdilar. Ushbu jismning kichik radiusi (0,15 yorug'lik yili), shuningdek, uning ulkan massasi (100 000 quyosh massasi) tufayli olimlar bu ob'ektni ham supermassiv qora tuynuk deb taxmin qilmoqdalar.

Galaktikamizning yadrosi, Somon yo'lining qora tuynug'i (Sagittarius A *, Sgr A * yoki Sagittarius A *) o'ta massiv bo'lib, uning massasi 4,31 10 6 quyosh massasi va 0,00071 yorug'lik yili (6,25 yorug'lik soati) radiusiga ega. yoki 6,75 mlrd km). Sagittarius A* ning harorati uning atrofidagi klaster bilan birgalikda 1 10 7 K atrofida.

Eng katta qora tuynuk

Olimlar aniqlay olgan koinotdagi eng katta qora tuynuk S5 0014+81 galaktikasining markazida, Yerdan 1,2·10 10 yorug‘lik yili uzoqlikda joylashgan o‘ta massali qora tuynuk FSRQ blazaridir. Kuzatishning dastlabki natijalariga ko'ra, Swift kosmik observatoriyasidan foydalangan holda, qora tuynukning massasi 40 milliard (40 10 9) quyosh massasini tashkil etdi va bunday tuynukning Shvartsshild radiusi 118,35 milliard kilometrni (0,013 yorug'lik yili) tashkil etdi. Bundan tashqari, hisob-kitoblarga ko'ra, u 12,1 milliard yil oldin (Katta portlashdan 1,6 milliard yil keyin) paydo bo'lgan. Agar bu gigant qora tuynuk atrofidagi materiyani o'ziga singdirmasa, u qora tuynuklar davrini - koinot rivojlanishidagi davrlardan birini ko'rish uchun yashaydi, bu davrda qora tuynuklar unda hukmronlik qiladi. Agar S5 0014+81 galaktikasining yadrosi o'sishda davom etsa, u koinotda mavjud bo'lgan oxirgi qora tuynuklardan biriga aylanadi.

Ma'lum bo'lgan boshqa ikkita qora tuynuklar nomlanmagan bo'lsa-da eng yuqori qiymat qora tuynuklarni o'rganish uchun, chunki ular o'zlarining mavjudligini eksperimental ravishda tasdiqladilar, shuningdek, tortishish kuchini o'rganish uchun muhim natijalar berdi. Gap ikkita qora tuynukning biriga to'qnashuvi deb ataladigan GW150914 hodisasi haqida ketmoqda. Ushbu hodisa ro'yxatdan o'tish imkonini berdi.

Qora tuynuklarni aniqlash

Qora tuynuklarni aniqlash usullarini ko'rib chiqishdan oldin, savolga javob berish kerak - nega qora tuynuk qora? - unga javob astrofizika va kosmologiyada chuqur bilim talab qilmaydi. Gap shundaki, qora tuynuk unga tushayotgan barcha nurlanishni o‘ziga singdiradi va farazni hisobga olmasangiz, umuman nurlanmaydi. Agar biz ushbu hodisani batafsilroq ko'rib chiqsak, qora tuynuklar ichida elektromagnit nurlanish shaklida energiya chiqishiga olib keladigan jarayonlar yo'qligini taxmin qilishimiz mumkin. Keyin qora tuynuk nurlansa, u Xoking spektrida (issiq, mutlaqo qora tananing spektriga to'g'ri keladi). Biroq, avval aytib o'tilganidek, bu nurlanish aniqlanmadi, bu qora tuynuklarning butunlay past haroratini ko'rsatadi.

Yana bir umume'tirof etilgan nazariyaga ko'ra, elektromagnit nurlanish hodisa ufqini tark eta olmaydi. Ehtimol, fotonlar (yorug'lik zarralari) massiv jismlar tomonidan tortilmaydi, chunki nazariyaga ko'ra, ularning o'zlari massaga ega emas. Biroq, qora tuynuk hali ham fazo-vaqtning buzilishi orqali yorug'lik fotonlarini "o'ziga tortadi". Agar biz kosmosdagi qora tuynukni fazo-vaqtning silliq yuzasida qandaydir tushkunlik sifatida tasavvur qilsak, u holda qora tuynuk markazidan ma'lum masofa mavjud bo'lib, unga yaqinlashganda yorug'lik endi undan uzoqlasha olmaydi. Ya'ni, qo'pol qilib aytganda, yorug'lik hatto "pastki" ham bo'lmagan "chuqur"ga "tusha" boshlaydi.

Bundan tashqari, tortishish kuchining qizil siljishi ta'sirini hisobga olsak, qora tuynukdagi yorug'lik o'z chastotasini yo'qotib, spektr bo'ylab past chastotali uzun to'lqinli nurlanish hududiga siljiydi, toki u butunlay energiyasini yo'qotadi.

Shunday qilib, qora tuynuk qora va shuning uchun kosmosda aniqlash qiyin.

Aniqlash usullari

Astronomlar qora tuynukni aniqlash uchun foydalanadigan usullarni ko'rib chiqing:

Yuqorida aytib o'tilgan usullardan tashqari, olimlar ko'pincha qora tuynuklar va kabi ob'ektlarni bog'lashadi. Kvazarlar - bu koinotdagi eng yorqin astronomik ob'ektlardan biri bo'lgan kosmik jismlar va gazlarning ba'zi klasterlari. Nisbatan kichik o'lchamlarda ular lyuminestsentlikning yuqori intensivligiga ega bo'lganligi sababli, bu jismlarning markazi atrofdagi materiyani o'ziga tortadigan o'ta massali qora tuynuk ekanligiga ishonish uchun asos bor. Bunday kuchli tortishish kuchi tufayli tortilgan materiya shunchalik qiziydiki, u intensiv ravishda tarqaladi. Bunday ob'ektlarni aniqlash odatda qora tuynukni aniqlash bilan taqqoslanadi. Ba'zan kvazarlar ikki yo'nalishda qizdirilgan plazma oqimlarini - relyativistik oqimlarni chiqarishi mumkin. Bunday oqimlarning (jet) paydo bo'lish sabablari to'liq aniq emas, lekin ular, ehtimol, qora tuynukning magnit maydonlari va akkretsiya diskining o'zaro ta'siridan kelib chiqadi va to'g'ridan-to'g'ri qora tuynuk tomonidan chiqarilmaydi.

M87 galaktikasidagi reaktiv qora tuynuk markazidan urildi

Yuqoridagilarni sarhisob qiladigan bo'lsak, yaqindan tasavvur qilish mumkin: bu sharsimon qora jism bo'lib, uning atrofida kuchli qizigan materiya aylanadi va yorug'lik to'plash diskini hosil qiladi.

Qora tuynuklarning birlashishi va to'qnashuvi

Astrofizikadagi eng qiziqarli hodisalardan biri qora tuynuklarning to'qnashuvi bo'lib, u ham shunday massiv astronomik jismlarni aniqlash imkonini beradi. Bunday jarayonlar nafaqat astrofiziklarni qiziqtiradi, chunki ular fiziklar tomonidan yaxshi o'rganilmagan hodisalarga olib keladi. Eng yorqin misol Bu GW150914 deb nomlangan yuqorida aytib o'tilgan hodisa bo'lib, ikkita qora tuynuk shu qadar yaqinlashdiki, o'zaro tortishish natijasida ular bittaga qo'shildi. Ushbu to'qnashuvning muhim natijasi tortishish to'lqinlarining paydo bo'lishi edi.

Gravitatsion to'lqinlarning ta'rifiga ko'ra, bu massa harakatlanuvchi jismlardan to'lqinga o'xshash tarzda tarqaladigan tortishish maydonidagi o'zgarishlar. Ikki bunday jism bir-biriga yaqinlashganda, ular umumiy og'irlik markazi atrofida aylana boshlaydi. Ular bir-biriga yaqinlashganda, ularning o'z o'qi atrofida aylanishi kuchayadi. Gravitatsion maydonning bunday o'zgaruvchan tebranishlari ma'lum bir nuqtada kosmosda millionlab yorug'lik yili davomida tarqaladigan bitta kuchli tortishish to'lqinini hosil qilishi mumkin. Shunday qilib, 1,3 milliard yorug'lik yili masofasida ikkita qora tuynukning to'qnashuvi sodir bo'ldi, bu kuchli tortishish to'lqinini hosil qildi, u 2015 yil 14 sentyabrda Yerga etib keldi va LIGO va VIRGO detektorlari tomonidan qayd etildi.

Qora tuynuklar qanday o'ladi?

Shubhasiz, qora tuynuk yo'qolishi uchun u butun massasini yo'qotishi kerak edi. Biroq, uning ta'rifiga ko'ra, qora tuynuk voqealar ufqini kesib o'tgan bo'lsa, uni hech narsa tark eta olmaydi. Ma'lumki, sovet nazariyotchi fizigi Vladimir Gribov birinchi marta boshqa sovet olimi Yakov Zel'dovich bilan bo'lgan suhbatida qora tuynuk tomonidan zarrachalarni chiqarish imkoniyati haqida gapirgan. Uning ta'kidlashicha, kvant mexanikasi nuqtai nazaridan qora tuynuk tunnel effekti orqali zarrachalarni chiqarishga qodir. Keyinchalik, kvant mexanikasi yordamida u o'zining biroz boshqacha nazariyasini, ingliz nazariyotchi fizigi Stiven Xokingni yaratdi. Ushbu hodisa haqida ko'proq o'qishingiz mumkin. Muxtasar qilib aytganda, vakuumda doimiy ravishda juft bo'lib tug'iladigan va tashqi dunyo bilan o'zaro ta'sir qilmasdan bir-birini yo'q qiladigan virtual zarralar mavjud. Ammo agar bunday juftliklar qora tuynukning hodisa ufqida paydo bo'lsa, unda kuchli tortishish gipotetik jihatdan ularni ajrata oladi, bir zarracha qora tuynuk ichiga tushadi, ikkinchisi esa qora tuynukdan uzoqlashadi. Va teshikdan uchib ketgan zarrachani kuzatish mumkinligi va shuning uchun ijobiy energiyaga ega bo'lganligi sababli, teshikka tushgan zarra salbiy energiyaga ega bo'lishi kerak. Shunday qilib, qora tuynuk o'z energiyasini yo'qotadi va qora tuynuk bug'lanishi deb ataladigan effekt paydo bo'ladi.

Qora tuynukning mavjud modellariga ko'ra, yuqorida aytib o'tilganidek, uning massasi kamayishi bilan uning nurlanishi yanada kuchliroq bo'ladi. Keyin, qora tuynuk mavjudligining so'nggi bosqichida, u kvant qora tuynuklari hajmiga kichrayganda, u minglab yoki hattoki teng bo'lishi mumkin bo'lgan nurlanish ko'rinishida juda katta energiya chiqaradi. millionlab atom bombalari. Bu hodisa xuddi shu bomba kabi qora tuynukning portlashini biroz eslatadi. Hisob-kitoblarga ko'ra, ibtidoiy qora tuynuklar Katta portlash natijasida tug'ilishi mumkin edi va ularning massasi 10 12 kg bo'lganlari bizning davrimizda bug'lanib, portlashi kerak edi. Qanday bo'lmasin, bunday portlashlarni astronomlar hech qachon ko'rmagan.

Xoking tomonidan taklif qilingan qora tuynuklarni yo'q qilish mexanizmiga qaramay, Xoking nurlanishining xususiyatlari kvant mexanikasida paradoksni keltirib chiqaradi. Agar qora tuynuk ba'zi jismni o'ziga singdirsa va keyin bu jismning so'rilishi natijasida hosil bo'lgan massani yo'qotsa, u holda tananing tabiatidan qat'i nazar, qora tuynuk tananing so'rilishidan oldingi holatdan farq qilmaydi. Bunday holda, tana haqidagi ma'lumotlar abadiy yo'qoladi. Nazariy hisob-kitoblar nuqtai nazaridan, boshlang'ich sof holatning hosil bo'lgan aralash ("issiqlik") holatga aylanishi hozirgi kvant mexanikasi nazariyasiga mos kelmaydi. Ushbu paradoks ba'zan qora tuynukda ma'lumotlarning yo'qolishi deb ataladi. Ushbu paradoksning haqiqiy yechimi hech qachon topilmagan. Paradoksni hal qilishning ma'lum variantlari:

• Xoking nazariyasining nomuvofiqligi. Bu qora tuynukni yo'q qilishning iloji yo'qligi va uning doimiy o'sishiga olib keladi.
• Oq teshiklarning mavjudligi. Bunday holda, so'rilgan ma'lumot yo'qolmaydi, balki boshqa koinotga tashlanadi.
• Kvant mexanikasining umume'tirof etilgan nazariyasining nomuvofiqligi.

Qora tuynuklar fizikasining hal qilinmagan muammosi

Yuqorida tavsiflangan hamma narsaga qaraganda, qora tuynuklar, ular nisbatan uzoq vaqt davomida o'rganilgan bo'lsa-da, hali ham ko'plab xususiyatlarga ega, ularning mexanizmlari hali ham olimlarga ma'lum emas.

• 1970 yilda ingliz olimi bu so'zni ishlab chiqdi. "kosmik tsenzura printsipi" - "Tabiat yalang'och yagonalikdan nafratlanadi". Bu shuni anglatadiki, yagonalik faqat qora tuynuk markazi kabi ko'zdan yashirin joylarda hosil bo'ladi. Biroq, bu tamoyil hali isbotlanmagan. Shuningdek, nazariy hisob-kitoblar mavjud, ularga ko'ra "yalang'och" yagonalik paydo bo'lishi mumkin.
• Qora tuynuklar faqat uchta parametrga ega bo'lgan "sochsiz teorema" ham isbotlanmagan.
• Qora tuynuk magnitosferasining to'liq nazariyasi ishlab chiqilmagan.
• Gravitatsion yagonalikning tabiati va fizikasi o'rganilmagan.
• Qora tuynuk mavjudligining yakuniy bosqichida nima sodir bo'lishi va uning kvant parchalanishidan keyin nima qolishi aniq ma'lum emas.

Qora tuynuklar haqida qiziqarli faktlar

Yuqoridagilarni umumlashtirib, biz bir nechta qiziqarli va qiziqarli narsalarni ajratib ko'rsatishimiz mumkin g'ayrioddiy xususiyatlar Qora tuynuklarning tabiati:

• Qora tuynuklar faqat uchta parametrga ega: massa, elektr zaryadi va burchak momentum. Bu jismning juda kam sonli xarakteristikalari natijasida buni bildiruvchi teorema "sochsiz teorema" deb ataladi. “Qora tuynukning sochi yo‘q” iborasi ham shu yerdan kelib chiqqan, ya’ni ikkita qora tuynuk mutlaqo bir xil, ularning qayd etilgan uchta parametri bir xil.
• Qora tuynuklarning zichligi havo zichligidan kamroq bo'lishi mumkin va harorat mutlaq nolga yaqin. Bundan kelib chiqib, qora tuynuk hosil bo`lishi materiyaning siqilishidan emas, balki ma'lum hajmda katta miqdordagi moddalarning to`planishi natijasida sodir bo`ladi, deb taxmin qilish mumkin.
• Qora tuynuklar tomonidan so'rilgan jismlar uchun vaqt tashqi kuzatuvchiga qaraganda ancha sekinroq ketadi. Bundan tashqari, so'rilgan jismlar qora tuynuk ichida sezilarli darajada cho'ziladi, bu olimlar tomonidan spagettilanish deb ataladi.
• Galaktikamizda millionga yaqin qora tuynuklar bo'lishi mumkin.
• Ehtimol, har bir galaktikaning markazida juda katta qora tuynuk mavjud.
• Kelajakda, nazariy modelga ko'ra, Olam qora tuynuklar davri deb ataladigan davrga etadi, bunda qora tuynuklar Olamdagi hukmron jismlarga aylanadi.

Qora tuynuklar, qorong'u materiya, qorong'u materiya... Bular, shubhasiz, kosmosdagi eng g'alati va eng sirli ob'ektlardir. Ularning g'alati xususiyatlari koinotdagi fizika qonunlariga va hatto mavjud haqiqat tabiatiga qarshi chiqishi mumkin. Qora tuynuklar nima ekanligini tushunish uchun olimlar "belgilarni o'zgartirish", qutidan tashqarida o'ylashni o'rganish va ozgina tasavvurni qo'llashni taklif qilishadi. Qora tuynuklar o'ta massiv yulduzlarning yadrolaridan hosil bo'lib, ularni bo'shliqda ulkan massa to'plangan fazo hududi deb ta'riflash mumkin va u erda hech narsa, hatto yorug'lik ham tortishish kuchidan qochib qutula olmaydi. Bu ikkinchi kosmik tezlik yorug'lik tezligidan oshib ketadigan maydondir: Harakat ob'ekti qanchalik massiv bo'lsa, tortishish kuchidan xalos bo'lish uchun u tezroq harakatlanishi kerak. Bu ikkinchi qochish tezligi sifatida tanilgan.

Collier entsiklopediyasi qora tuynukni kosmosdagi materiyaning toʻliq tortishish qulashi natijasida paydo boʻlgan hudud deb ataydi, unda tortishish kuchi shunchalik kuchliki, uni na materiya, na yorugʻlik, na boshqa axborot tashuvchilar tark eta olmaydi. Shuning uchun qora tuynukning ichki qismi koinotning qolgan qismi bilan sababiy jihatdan bog'liq emas; Qora tuynuk ichida sodir bo'ladigan jismoniy jarayonlar uning tashqarisidagi jarayonlarga ta'sir qila olmaydi. Qora tuynuk bir tomonlama membrana xususiyatiga ega sirt bilan o'ralgan: materiya va nurlanish u orqali qora tuynuk ichiga erkin tushadi, lekin undan hech narsa qochib qutula olmaydi. Bu sirt "voqea gorizonti" deb ataladi.

Kashfiyot tarixi

Umumiy nisbiylik nazariyasi (1915 yilda Eynshteyn tomonidan taklif qilingan tortishish nazariyasi) va boshqalar tomonidan bashorat qilingan qora tuynuklar ko'proq. zamonaviy nazariyalar tortishish 1939-yilda R.Oppengeymer va X.Snayder tomonidan matematik jihatdan asoslab berilgan.Lekin bu jismlar yaqinidagi fazo va vaqtning xossalari shu qadar g‘ayrioddiy bo‘lib chiqdiki, astronomlar va fiziklar 25 yil davomida ularga jiddiy e’tibor bermadilar. Biroq, 1960-yillarning o'rtalarida astronomik kashfiyotlar bizni qora tuynuklarga mumkin bo'lgan jismoniy haqiqat sifatida qarashga majbur qildi. Yangi kashfiyotlar va izlanishlar fazo va vaqt haqidagi tushunchamizni tubdan o‘zgartirishi, milliardlab kosmik sirlarga oydinlik kiritishi mumkin.

Qora tuynuklarning shakllanishi

Yulduzning ichki qismida termoyadro reaksiyalari sodir boʻlsada, ular yuqori harorat va bosimni saqlab, yulduzning oʻz tortishish kuchi taʼsirida qulashiga yoʻl qoʻymaydi. Biroq, vaqt o'tishi bilan yadro yoqilg'isi tugaydi va yulduz qisqara boshlaydi. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, agar yulduzning massasi uchta Quyosh massasidan oshmasa, u "tortishish bilan jangda" g'alaba qozonadi: uning tortishish qulashi "buzilgan" materiya bosimi bilan to'xtatiladi va yulduz abadiy yulduzga aylanadi. oq mitti yoki neytron yulduzi. Ammo agar yulduzning massasi uchta quyoshdan ko'p bo'lsa, uning halokatli qulashini hech narsa to'xtata olmaydi va u tezda qora tuynukga aylanib, voqea ufqiga kiradi.

Qora tuynuk donut teshigimi?

Yorug'lik chiqarmaydigan har qanday narsani ko'rish qiyin. Qora tuynukni qidirishning usullaridan biri bu hududni izlashdir ochiq joy, ular katta massaga ega va qorong'i joyda joylashgan. Ushbu turdagi ob'ektlarni qidirishda astronomlar ularni ikkita asosiy sohada topdilar: galaktikalar markazlarida va bizning Galaktikamizdagi ikkilik yulduz tizimlarida. Umuman olganda, olimlarning fikriga ko'ra, o'n millionlab bunday ob'ektlar mavjud.

Hozirgi vaqtda qora tuynukni boshqa turdagi ob'ektlardan ajratishning yagona ishonchli usuli - bu ob'ektning massasi va hajmini o'lchash va uning radiusini

Astronomiya bilan tanish bo'lgan har bir odamda ertami-kechmi koinotdagi eng sirli narsalar - qora tuynuklar haqida kuchli qiziqish paydo bo'ladi. Bular zulmatning haqiqiy ustalari bo'lib, ular yaqindan o'tadigan har qanday atomni "yutishga" qodir va hatto yorug'lik chiqishiga ham yo'l qo'ymaydilar - ularning jozibadorligi juda kuchli. Bu ob'ektlar fiziklar va astronomlar uchun haqiqiy qiyinchilik tug'diradi. Birinchisi haligacha qora tuynuk ichiga tushgan materiya bilan nima sodir bo'lishini tushuna olmaydi, ikkinchisi esa, kosmosning eng energiya talab qiladigan hodisalarini qora tuynuklarning mavjudligi bilan izohlashsa ham, ularning hech birini kuzatish imkoniga ega bo'lmagan. bevosita. Biz ushbu eng qiziqarli samoviy jismlar haqida gaplashamiz, maxfiylik pardasini ko'tarish uchun allaqachon kashf etilgan va ma'lum bo'lgan narsalarni bilib olamiz.

Qora tuynuk nima?

"Qora tuynuk" nomi (ingliz tilida - qora tuynuk) 1967 yilda amerikalik nazariy fizik Jon Archibald Uiler tomonidan taklif qilingan (chapdagi rasmga qarang). Bu samoviy jismni belgilashga xizmat qildi, uning jozibadorligi shunchalik kuchliki, hatto yorug'lik ham o'zini qo'yib yubormaydi. Shuning uchun u "qora" dir, chunki u yorug'lik chiqarmaydi.

bilvosita kuzatuvlar

Bu shunday sirning sababi: qora tuynuklar porlamasligi sababli, biz ularni to'g'ridan-to'g'ri ko'ra olmaymiz va ularning mavjudligi atrofdagi kosmosda qolayotganini bilvosita dalillardan foydalanib, ularni qidirish va o'rganishga majbur bo'lamiz. Boshqacha qilib aytganda, agar qora tuynuk yulduzni qamrab olsa, biz qora tuynukni ko'ra olmaymiz, lekin uning kuchli tortishish maydonining halokatli ta'sirini kuzatishimiz mumkin.

Laplasning sezgi

"Qora tuynuk" iborasi tortishish ta'sirida o'z-o'zidan qulab tushgan yulduz evolyutsiyasining faraziy yakuniy bosqichiga ishora qilish uchun nisbatan yaqinda paydo bo'lganiga qaramay, bunday jismlarning mavjudligi haqidagi g'oya paydo bo'ldi. ikki asrdan ko'proq vaqt oldin. Ingliz Jon Mishel va fransuz Per-Simon de Laplas mustaqil ravishda "ko'rinmas yulduzlar" mavjudligini faraz qildilar; ular dinamika va qonunning odatiy qonunlariga asoslangan edi tortishish kuchi Nyuton. Bugun qora tuynuklar o'zlariga ega to'g'ri tavsif asosida umumiy nazariya Eynshteynning nisbiyligi.

"Dunyo tizimi hisobi" (1796) asarida Laplas shunday yozgan: Yorqin yulduz Yer bilan bir xil zichlikdagi, diametri Quyoshning diametridan 250 barobar katta, tortishish kuchi tufayli yorug'lik nurlarining bizga etib borishiga yo'l qo'ymaydi. Shuning uchun, eng katta va eng yorqin osmon jismlari shu sababdan ko'rinmas bo'lishi mumkin.

Yengilmas tortishish kuchi

Laplas gʻoyasi qochish tezligi (ikkinchi kosmik tezlik) tushunchasiga asoslangan edi. Qora tuynuk shu qadar zich ob'ektki, uning jozibadorligi tabiatdagi eng yuqori tezlikni (deyarli 300 000 km / s) rivojlantiradigan yorug'likni ham ushlab turishga qodir. Amalda, qora tuynukdan qochish uchun yorug'lik tezligidan tezroq tezlik kerak, ammo bu mumkin emas!

Bu shuni anglatadiki, bunday yulduz ko'rinmas bo'lar edi, chunki hatto yorug'lik ham uning kuchli tortishish kuchini engishga qodir emas. Eynshteyn bu haqiqatni tortishish maydoni ta'sirida yorug'likning burilish hodisasi orqali tushuntirdi. Haqiqatda, qora tuynuk yaqinida fazo-vaqt shu qadar qiyshiqki, yorug'lik nurlarining yo'llari ham o'z-o'zidan yopiladi. Quyoshni qora tuynukga aylantirish uchun biz uning butun massasini radiusi 3 km bo'lgan to'pga, Yer esa 9 mm radiusli to'pga aylanishiga to'g'ri keladi!

Qora tuynuklarning turlari

Taxminan o'n yil oldin, kuzatuvlar ikki turdagi qora tuynuklar mavjudligini taklif qildi: massasi Quyosh massasiga teng yoki undan biroz kattaroq bo'lgan yulduz va massasi bir necha yuz mingdan ko'p millionlab quyosh massasigacha bo'lgan supermassiv. Biroq, nisbatan yaqinda, yuqori aniqlikdagi rentgen tasvirlari va spektrlari bilan olingan sun'iy yo'ldoshlar"Chandra" va "HMM-Nyuton" kabi qora tuynuklarning uchinchi turini - o'rtacha kattalikdagi massasi Quyosh massasidan ming marta oshib ketganini birinchi o'ringa olib chiqdi.

yulduz qora tuynuklari

Yulduz qora tuynuklari boshqalarga qaraganda ertaroq ma'lum bo'lgan. Ular yuqori massali yulduz oxirida paydo bo'ladi evolyutsiya yo'li yadro yoqilg'isi tugaydi va o'z tortishish kuchi tufayli o'z ichiga qulab tushadi. Yulduzni parchalaydigan portlash (bu hodisa “superyanova portlashi” deb nomlanadi) halokatli oqibatlarga olib keladi: agar yulduz yadrosi Quyosh massasidan 10 martadan ortiq bo‘lsa, yo‘q. atom energiyasi qora tuynuk paydo bo'lishiga olib keladigan tortishish qulashiga dosh berolmaydi.

Supermassiv qora tuynuklar

Ba'zi faol galaktikalarning yadrolarida birinchi marta qayd etilgan supermassiv qora tuynuklar boshqacha kelib chiqishi bor. Ularning tug'ilishiga oid bir qancha farazlar mavjud: millionlab yillar davomida atrofidagi barcha yulduzlarni yutib yuboradigan yulduz qora tuynuk; qora tuynuklarning birlashgan klasteri; to'g'ridan-to'g'ri qora tuynuk ichiga qulab tushadigan ulkan gaz buluti. Bu qora tuynuklar kosmosdagi eng baquvvat jismlar qatoriga kiradi. Ular hammasi bo'lmasa ham, juda ko'p galaktikalarning markazlarida joylashgan. Bizning Galaktikada ham shunday qora tuynuk bor. Ba'zan, bunday qora tuynuk mavjudligi sababli, bu galaktikalarning yadrolari juda yorqin bo'ladi. Markazida qora tuynuklari boʻlgan, atrofi koʻp miqdorda tushayotgan materiya bilan oʻralgan va shuning uchun juda katta miqdorda energiya ishlab chiqarishga qodir boʻlgan galaktikalar “faol”, yadrolari esa “faol galaktika yadrolari” (AGN) deb ataladi. Masalan, kvazarlar (bizdan kuzatishimiz mumkin bo'lgan eng uzoq kosmik ob'ektlar) faol galaktikalar bo'lib, ularda biz faqat juda yorqin yadroni ko'ramiz.

O'rta va "mini"

Yana bir sir o'rta massali qora tuynuklar bo'lib qolmoqda, ular so'nggi tadqiqotlarga ko'ra, M13 va NCC 6388 kabi ba'zi globular klasterlarning markazida bo'lishi mumkin. Ko'pgina astronomlar bu ob'ektlarga shubha bilan qarashadi, ammo ba'zilari so'nggi tadqiqotlar bizning galaktikamiz markazi yaqinida ham o'rta kattalikdagi qora tuynuklar mavjudligini taxmin qiladi. Ingliz fizigi Stiven Xoking ham qora tuynukning to'rtinchi turi - massasi bor-yo'g'i milliard tonna (taxminan katta tog' massasiga teng) "mini-teshik" mavjudligi haqida nazariy farazni ilgari surdi. Bu haqida birlamchi ob'ektlar haqida, ya'ni koinot hayotining dastlabki daqiqalarida, bosim hali juda yuqori bo'lgan paytda paydo bo'lganlar. Biroq, ularning mavjudligining izlari hali topilmagan.

Qora tuynukni qanday topish mumkin

Bir necha yil oldin qora tuynuklar ustida yorug'lik paydo bo'ldi. Doimiy takomillashtirilayotgan asboblar va texnologiyalar (er usti va kosmik) tufayli bu ob'ektlar tobora kamroq sirli bo'lib bormoqda; aniqrog'i, ularni o'rab turgan makon kamroq sirli bo'ladi. Darhaqiqat, qora tuynukning o'zi ko'rinmas bo'lganligi sababli, biz uni faqat kichik masofada aylanib yuradigan etarlicha materiya (yulduzlar va issiq gaz) bilan o'ralgan holda taniy olamiz.

Ikki tomonlama tizimlarni tomosha qilish

Ba'zi yulduz qora tuynuklari yulduzning ko'rinmas sherigi atrofidagi orbital harakatini kuzatish orqali topilgan. ikki tomonlama tizim. Yo'ldoshlaridan biri ko'rinmas bo'lgan yaqin ikkilik tizimlar (ya'ni bir-biriga juda yaqin bo'lgan ikkita yulduzdan iborat) qora tuynuklarni qidirayotgan astrofiziklar uchun sevimli kuzatish ob'ektidir.

Qora tuynuk (yoki neytron yulduz) mavjudligining belgisi murakkab mexanizm tufayli yuzaga keladigan rentgen nurlarining kuchli emissiyasi bo'lib, uni sxematik tarzda quyidagicha tasvirlash mumkin. O'zining kuchli tortishish kuchi tufayli qora tuynuk materiyani hamroh yulduzdan yirtib tashlashi mumkin; bu gaz tekis disk shaklida taqsimlanadi va qora tuynuk ichiga spiral shaklida tushadi. Tushgan gaz zarralarining to'qnashuvi natijasida yuzaga keladigan ishqalanish diskning ichki qatlamlarini bir necha million darajaga qizdiradi, bu esa kuchli rentgen nurlanishini keltirib chiqaradi.

Kuzatishlar rentgen nurlari

Bizning Galaktikamiz va qo'shni galaktikalar ob'ektlarining rentgen nurlaridagi bir necha o'n yillar davomida olib borilgan kuzatuvlar ixcham ikkilik manbalarni aniqlash imkonini berdi, ularning o'nga yaqini qora tuynuk nomzodlarini o'z ichiga olgan tizimlardir. Asosiy muammo - ko'rinmas samoviy jismning massasini aniqlash. Massaning qiymatini (juda aniq bo'lmasa ham) hamrohning harakatini o'rganish yoki intensivlikni o'lchash orqali topish mumkin. rentgen nurlanishi tushadigan modda. Bu intensivlik ushbu modda tushgan tananing massasi bilan tenglama bilan bog'liq.

Nobel mukofoti laureati

Ko'pgina galaktikalarning yadrolarida kuzatilgan o'ta massali qora tuynuklar haqida ham shunga o'xshash narsani aytish mumkin, ularning massalari qora tuynuk ichiga tushadigan gazning orbital tezligini o'lchash orqali baholanadi. Bunday holda, juda katta ob'ektning kuchli tortishish maydoni tufayli, galaktikalar markazida aylanib yuruvchi gaz bulutlari tezligining tez o'sishi radio diapazonida, shuningdek optik nurlarda kuzatuvlar orqali aniqlanadi. Rentgen nurlari diapazonidagi kuzatuvlar qora tuynuk ichiga materiya tushishi natijasida energiyaning ko'payishini tasdiqlashi mumkin. X-nurlari bo'yicha tadqiqotlar 1960-yillarning boshlarida AQShda ishlagan italiyalik Rikkardo Giakkoni tomonidan boshlangan. U 2002 yilda "kosmosda rentgen nurlari manbalarini kashf etishga olib kelgan astrofizikaga qo'shgan ulkan hissasi" uchun Nobel mukofoti bilan taqdirlangan.

Cygnus X-1: birinchi nomzod

Bizning Galaktikamiz qora tuynuklarga nomzod ob'ektlar mavjudligidan himoyalanmagan. Yaxshiyamki, bu ob'ektlarning hech biri bizga Yerning mavjudligi yoki mavjudligi uchun xavf tug'diradigan darajada yaqin emas. quyosh sistemasi. Ga qaramasdan katta miqdorda ixcham rentgen manbalarini qayd etdi (va bular u erda qora tuynuklarni topish uchun eng ko'p nomzodlar), biz ularda qora tuynuklar mavjudligiga ishonchimiz komil emas. Bu manbalar orasida yo'q yagona muqobil versiya, yaqin ikkilik Cygnus X-1, ya'ni Cygnus yulduz turkumidagi eng yorqin rentgen nurlari manbai.

massiv yulduzlar

5,6 kunlik aylanish davriga ega bo'lgan bu tizim juda yorqin ko'k yulduzdan iborat katta o'lcham(uning diametri quyoshdan 20 baravar katta, massasi esa taxminan 30 baravar), hatto teleskopingizda ham osongina ajralib turadigan va ko'rinmas ikkinchi yulduz, uning massasi bir necha quyosh massasiga (10 ga qadar) baholanadi. Bizdan 6500 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan ikkinchi yulduz, agar u oddiy yulduz bo'lsa, mukammal ko'rinardi. Uning ko'rinmasligi, tizimning kuchli rentgen nurlari va nihoyat, uning massaviy bahosi ko'pchilik astronomlarni bu yulduz qora tuynukning birinchi tasdiqlangan kashfiyoti ekanligiga ishonishga olib keladi.

Shubhalar

Biroq, skeptiklar ham bor. Ular orasida qora tuynuklarning eng yirik tadqiqotchilaridan biri, fizik Stiven Xoking ham bor. U hatto Cygnus X-1 ni qora tuynuk sifatida tasniflashning kuchli tarafdori bo'lgan amerikalik hamkasbi Kiel Torn bilan ham pul tikdi.

Cygnus X-1 ob'ektining tabiati haqidagi bahs Xokingning yagona garovi emas. Bir necha to'qqiz yilni bag'ishlagandan keyin nazariy tadqiqotlar Qora tuynuklarni ko'rib, u bu sirli jismlar haqidagi oldingi fikrlari noto'g'ri ekanligiga amin bo'ldi.Xususan, Xoking qora tuynukga tushgandan keyin materiya abadiy yo'qoladi va shu bilan birga uning barcha axborot yuki yo'qoladi, deb taxmin qildi. U bunga shunchalik amin ediki, 1997 yilda amerikalik hamkasbi Jon Preskill bilan ushbu mavzuga pul tikdi.

Xatoni tan olish

2004 yil 21 iyulda Dublindagi Nisbiylik Kongressidagi nutqida Xoking Preskillning haqligini tan oldi. Qora tuynuklar olib kelmaydi to'liq yo'q bo'lib ketish moddalar. Bundan tashqari, ular ma'lum bir "xotira" ga ega. Ularning ichida ular so'rgan narsalarning izlari yaxshi saqlanishi mumkin. Shunday qilib, "bug'lanish" (ya'ni kvant effekti tufayli asta-sekin nurlanish) ular bu ma'lumotni bizning koinotimizga qaytarishi mumkin.

Galaktikadagi qora tuynuklar

Astronomlar hali ham bizning Galaktikamizda yulduz qora tuynuklari mavjudligiga shubha bilan qarashadi (masalan, Cygnus X-1 ikkilik tizimiga tegishli); ammo supermassiv qora tuynuklarga nisbatan kamroq shubha bor.

Markazda

Bizning Galaktikada kamida bitta supermassiv qora tuynuk mavjud. Uning Sagittarius A* nomi bilan tanilgan manbai Somon yo'li tekisligining markazida joylashgan. Uning nomi Sagittarius yulduz turkumidagi eng kuchli radio manba ekanligi bilan izohlanadi. Aynan shu yo'nalishda bizning galaktik tizimimizning ham geometrik, ham fizik markazlari joylashgan. Bizdan taxminan 26 000 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan, radio to'lqinlar manbai bilan bog'liq bo'lgan o'ta massiv qora tuynuk Sagittarius A * massasi taxminan 4 million quyosh massasiga ega bo'lib, hajmi 2000 yorug'lik yili bilan taqqoslanadigan bo'shliqda joylashgan. quyosh tizimining hajmi. Uning bizga nisbatan yaqinligi (bu juda katta qora tuynuk, shubhasiz, Yerga eng yaqin) ob'ektni so'nggi yillarda Chandra kosmik observatoriyasi tomonidan ayniqsa chuqur tekshirishga olib keldi. Xususan, u rentgen nurlarining kuchli manbai ekanligi ma'lum bo'ldi (lekin faol galaktika yadrolaridagi manbalar kabi kuchli emas). Sagittarius A * millionlab yoki milliardlab yillar oldin bizning Galaktikamizning faol yadrosi bo'lgan narsaning harakatsiz qoldig'i bo'lishi mumkin.

Ikkinchi qora tuynukmi?

Biroq, ba'zi astronomlar bizning galaktikamizda yana bir ajablanib borligiga ishonishadi. Gap yosh yulduzlar to'plamini birlashtirgan va ularning Galaktikaning o'zida joylashgan supermassiv qora tuynukga tushishiga yo'l qo'ymaydigan o'rtacha massali ikkinchi qora tuynuk haqida bormoqda. Qanday qilib undan bir yorug'lik yilidan kamroq masofada yoshi 10 million yilga yetgan, ya'ni astronomik me'yorlar bo'yicha juda yosh yulduzlar to'plami bo'lishi mumkin? Tadqiqotchilarning fikriga ko'ra, javob shundan iboratki, klaster u erda tug'ilmagan (markaziy qora tuynuk atrofidagi muhit yulduz shakllanishi uchun juda dushman), lekin uning ichida ikkinchi qora tuynuk mavjudligi sababli "chizilgan". u o'rtacha qiymatlar massasiga ega.

Orbitada

O'ta massiv qora tuynuk tomonidan o'ziga tortilgan klasterning alohida yulduzlari galaktika markazi tomon siljiy boshladi. Biroq, ular kosmosga tarqalish o'rniga, klaster markazida joylashgan ikkinchi qora tuynukni jalb qilish tufayli birga qoladilar. Ushbu qora tuynukning massasini uning butun yulduzlar klasterini "bog'lab" ushlab turish qobiliyatiga qarab hisoblash mumkin. O'rta kattalikdagi qora tuynuk markaziy qora tuynuk atrofida taxminan 100 yil ichida aylanadi. Bu shuni anglatadiki, ko'p yillar davomida olib borilgan uzoq muddatli kuzatishlar bizga uni "ko'rish" imkonini beradi.

Qora tuynuklar tortishish kuchi bilan yorug'likni jalb qila oladigan yagona kosmik jismlardir. Ular, shuningdek, koinotdagi eng katta ob'ektlardir. Biz yaqin orada ularning voqealar ufqi ("qaytib bo'lmaydigan nuqta" deb nomlanuvchi) yaqinida nimalar bo'layotganini bila olmaymiz. Bular bizning dunyomizning eng sirli joylari bo'lib, ular haqida o'nlab yillar davomida olib borilgan izlanishlarga qaramay, hozirgacha juda kam narsa ma'lum. Ushbu maqolada eng qiziqarli deb atash mumkin bo'lgan 10 ta fakt mavjud.

Qora tuynuklar materiyaga singib ketmaydi.

Ko'pchilik qora tuynukni o'ziga xos "kosmik changyutgich" deb o'ylaydi, u atrofdagi kosmosni tortadi. Aslida, qora tuynuklar juda kuchli tortishish maydoniga ega bo'lgan oddiy kosmik ob'ektlardir.

Agar Quyosh o'rnida bir xil o'lchamdagi qora tuynuk paydo bo'lganida, Yer ichkariga tortilmaydi, hozirgidek bir xil orbitada aylanardi. Qora tuynuklar yaqinida joylashgan yulduzlar massasining bir qismini yulduz shamoli ko'rinishida yo'qotadi (bu har qanday yulduz mavjud bo'lganda sodir bo'ladi) va qora tuynuklar faqat shu moddani o'zlashtiradi.

Qora tuynuklar mavjudligini Karl Shvartsshild bashorat qilgan

Karl Shvartsshild birinchi bo'lib Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasini "qaytib bo'lmaydigan nuqta" mavjudligini asoslash uchun qo'llagan. Eynshteynning o'zi qora tuynuklar haqida o'ylamagan, garchi uning nazariyasi ularning mavjudligini taxmin qilish imkonini beradi.

Shvartsshild o'z taklifini 1915 yilda Eynshteyn o'zining umumiy nisbiylik nazariyasini e'lon qilganidan so'ng aytgan edi. O'shanda "Shvartsshild radiusi" atamasi paydo bo'ldi, bu qiymat sizga ob'ektni qora tuynukga aylantirish uchun qancha siqish kerakligini ko'rsatadi.

Nazariy jihatdan, har qanday narsa qora tuynukga aylanishi mumkin. yetarli siqilish. Ob'ekt qanchalik zich bo'lsa, u yaratgan tortishish maydoni shunchalik kuchliroq bo'ladi. Misol uchun, agar yeryong'oq kattaligidagi jismning massasi bo'lsa, Yer qora tuynukga aylanadi.

Qora tuynuklar yangi koinotlarni yaratishi mumkin

Qora tuynuklar yangi olamlarni yaratishi mumkinligi haqidagi fikr bema'ni ko'rinadi (ayniqsa, biz hali ham boshqa olamlarning mavjudligiga ishonchimiz komil emas). Shunga qaramay, bunday nazariyalar olimlar tomonidan faol ishlab chiqilmoqda.

Ushbu nazariyalardan birining juda soddalashtirilgan versiyasi quyidagicha. Bizning dunyomiz unda hayotning paydo bo'lishi uchun juda qulay sharoitlar mavjud. Agar jismoniy konstantalardan birortasi biroz o'zgarsa, biz bu dunyoda bo'lmagan bo'lardik. Qora tuynuklarning o'ziga xosligi odatiy fizika qonunlarini bekor qiladi va (hech bo'lmaganda nazariy jihatdan) biznikidan farq qiladigan yangi koinotning paydo bo'lishiga olib kelishi mumkin.

Qora tuynuklar sizni (va hamma narsani) spagettiga aylantirishi mumkin

Qora tuynuklar ularga yaqin bo'lgan narsalarni cho'zadi. Ushbu ob'ektlar spagettiga o'xshay boshlaydi (hatto maxsus atama ham bor - "spagettiifikatsiya").

Bu tortishish kuchining ishlashi bilan bog'liq. Ayni paytda sizning oyoqlaringiz boshingizdan ko'ra Yerning markaziga yaqinroq, shuning uchun ular kuchliroq tortiladi. Qora tuynuk yuzasida tortishish farqi sizga qarshi ishlay boshlaydi. Oyoqlar qora tuynuk markaziga tezroq va tezroq tortiladi, shuning uchun torsonning yuqori yarmi ularni ushlab turolmaydi. Natija: spagettilanish!

Qora tuynuklar vaqt o'tishi bilan bug'lanadi

Qora tuynuklar nafaqat yulduz shamolini o'zlashtiradi, balki bug'lanadi. Bu hodisa 1974 yilda kashf etilgan va Xoking radiatsiyasi deb nomlangan (kashfiyotni amalga oshirgan Stiven Xoking sharafiga).

Vaqt o'tishi bilan qora tuynuk butun massasini bu nurlanish bilan birga atrofdagi kosmosga berishi va yo'q bo'lib ketishi mumkin.

Qora tuynuklar atrofdagi vaqtni sekinlashtiradi

Voqealar ufqiga yaqinlashganda, vaqt sekinlashadi. Nima uchun bu sodir bo'lishini tushunish uchun biz "egizak paradoks" ga murojaat qilishimiz kerak, fikrlash tajribasi, ko'pincha Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasi asoslarini ko'rsatish uchun ishlatiladi.

Egizak aka-ukalardan biri Yerda qoladi, ikkinchisi esa yorug'lik tezligida harakatlanib, kosmik sayohatga uchadi. Erga qaytib, egizak ukasi o'zidan kattaroq qariganini payqadi, chunki yorug'lik tezligiga yaqin tezlikda harakatlanayotganda vaqt sekinroq o'tadi.

Qora tuynukning hodisa gorizontiga yaqinlashganingizda, siz shu qadar yuqori tezlikda harakatlanasizki, vaqt siz uchun sekinlashadi.

Qora tuynuklar eng ilg'or elektr stansiyalaridir

Qora tuynuklar Quyosh va boshqa yulduzlarga qaraganda yaxshiroq energiya ishlab chiqaradi. Bu ularning atrofida aylanadigan masala bilan bog'liq. Voqealar ufqini katta tezlikda yengib o'tib, qora tuynuk orbitasidagi materiya juda yuqori haroratgacha qiziydi. Bunga qora tanli radiatsiya deyiladi.

Taqqoslash uchun, yadro sintezi jarayonida moddaning 0,7% energiyaga aylanadi. Qora tuynuk yaqinida materiyaning 10% energiyaga aylanadi!

Qora tuynuklar ularning atrofidagi bo'shliqni burishtiradi

Kosmosni chizilgan chiziqlar bilan cho'zilgan kauchuk tarmoqli deb hisoblash mumkin. Plastinkaga biror narsa qo'ysangiz, u o'z shaklini o'zgartiradi. Qora tuynuklar xuddi shunday ishlaydi. Ularning haddan tashqari massasi hamma narsani, shu jumladan yorug'likni ham o'ziga tortadi (ularning nurlari analogiyani davom ettirib, plastinkadagi chiziqlar deb atash mumkin).

Qora tuynuklar koinotdagi yulduzlar sonini cheklaydi

Yulduzlar gaz bulutlaridan paydo bo'ladi. Yulduz shakllanishi boshlanishi uchun bulut sovishi kerak.

Qora jismlarning nurlanishi gaz bulutlarining sovishini oldini oladi va yulduzlar paydo bo'lishining oldini oladi.

Nazariy jihatdan, har qanday ob'ekt qora tuynukga aylanishi mumkin.

Quyoshimiz va qora tuynuk o'rtasidagi yagona farq bu tortishish kuchidir. U qora tuynukning markazida yulduzning markaziga qaraganda ancha kuchli. Agar bizning Quyoshimiz diametri besh kilometrgacha siqilgan bo'lsa, u qora tuynuk bo'lishi mumkin edi.

Nazariy jihatdan, har qanday narsa qora tuynukga aylanishi mumkin. Amalda biz bilamizki, qora tuynuklar faqat Quyosh massasidan 20-30 marta oshib ketgan ulkan yulduzlarning qulashi natijasida paydo bo'ladi.

S. TRANKOVSKiy

Zamonaviy fizika va astrofizikaning eng muhim va qiziqarli muammolari qatorida akademik V. L. Ginzburg qora tuynuklar bilan bog'liq savollarni nomladi (qarang: Science and Life, No. 11, 12, 1999). Ushbu g'alati ob'ektlarning mavjudligi ikki yuz yildan ko'proq vaqt oldin bashorat qilingan, ularning shakllanishiga olib keladigan sharoitlar XX asrning 30-yillari oxirida aniq hisoblab chiqilgan va astrofizika ular bilan qirq yildan kamroq vaqt oldin shug'ullangan. Bugun ilmiy jurnallar dunyo bo'ylab har yili qora tuynuklar haqida minglab maqolalar nashr etiladi.

Qora tuynukning paydo bo'lishi uchta usulda sodir bo'lishi mumkin.

Yiqilayotgan qora tuynuk yaqinida sodir bo'layotgan jarayonlarni shunday tasvirlash odat tusiga kirgan. Vaqt o'tishi bilan (Y), uning atrofidagi bo'shliq (X) (soyali maydon) yakkalik tomon qisqaradi.

Qora tuynukning tortishish maydoni fazo geometriyasiga kuchli buzilishlarni keltirib chiqaradi.

Teleskop orqali ko'rinmaydigan qora tuynuk faqat tortishish ta'sirida o'zini namoyon qiladi.

Qora tuynukning kuchli tortishish maydonida zarracha-antizarracha juftliklari tug'iladi.

Laboratoriyada zarracha-antizarracha juftligining tug'ilishi.

ULAR QANDAY FOYDALANISH

Zichligi Yernikiga teng, diametri Quyosh diametridan ikki yuz ellik marta katta bo‘lgan nurli osmon jismi o‘zining tortishish kuchi tufayli yorug‘ligini bizga yetib borishiga yo‘l qo‘ymaydi. Shunday qilib, koinotdagi eng katta nurli jismlar o'zlarining kattaligi tufayli ko'rinmas bo'lib qolishi mumkin.
Per Simon Laplas.
Dunyo tizimi taqdimoti. 1796 yil

1783 yilda ingliz matematigi Jon Mitchell va o'n uch yil o'tgach, undan mustaqil ravishda frantsuz astronomi va matematigi Per Simon Laplas juda g'alati tadqiqot o'tkazdilar. Ular yorug'lik yulduzni tark eta olmaydigan sharoitlarni ko'rib chiqdilar.

Olimlarning mantig'i oddiy edi. Har qanday astronomik ob'ekt (sayyora yoki yulduz) uchun siz qochish tezligi deb ataladigan tezlikni yoki har qanday jism yoki zarrachani abadiy tark etishiga imkon beradigan ikkinchi kosmik tezlikni hisoblashingiz mumkin. Va o'sha davr fizikasida Nyuton nazariyasi hukmronlik qildi, unga ko'ra yorug'lik zarralar oqimidir (elektromagnit to'lqinlar va kvantlar nazariyasidan deyarli yuz ellik yil qolgan). Zarrachalarning qochish tezligini tenglik asosida hisoblash mumkin potentsial energiya sayyora yuzasida va kinetik energiya cheksiz uzoq masofaga "qochib ketgan" tana. Bu tezlik #1# formula bilan aniqlanadi.

qayerda M kosmik jismning massasi, R uning radiusi, G tortishish doimiysi hisoblanadi.

Bu yerdan ma'lum massali jismning radiusi osongina olinadi (keyinchalik "tortishish radiusi" deb ataladi). r g "), bunda qochish tezligi yorug'lik tezligiga teng:

Bu yulduz radiusli sharga siqilganligini anglatadi r g< 2GM/c 2 chiqarishni to'xtatadi - yorug'lik uni tark eta olmaydi. Koinotda qora tuynuk paydo bo'ladi.

Quyosh (uning massasi 2,1033 g) taxminan 3 kilometr radiusga qisqarsa, qora tuynukga aylanishini hisoblash oson. Bu holda uning moddasining zichligi 10 16 g / sm 3 ga etadi. Qora tuynuk holatiga siqilgan Yerning radiusi taxminan bir santimetrgacha kamayadi.

Tabiatda yulduzni shunchalik arzimas o'lchamga siqib qo'yadigan kuchlar mavjudligi aql bovar qilmaydigan tuyulardi. Shu sababli, Mitchell va Laplasning yuz yildan ko'proq vaqt davomida qilgan ishlaridan olingan xulosalar hech qanday jismoniy ma'noga ega bo'lmagan matematik paradoksga o'xshash narsa deb hisoblangan.

Qattiq matematik dalil Kosmosda bunday ekzotik ob'ekt bo'lishi mumkinligi faqat 1916 yilda olingan. Nemis astronomi Karl Shvartsshild Albert Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasi tenglamalarini tahlil qilib, qiziqarli natijaga erishdi. Massiv jismning tortishish maydonidagi zarrachaning harakatini o'rganib, u tenglama yo'qotadi degan xulosaga keldi. jismoniy ma'no(uning yechimi cheksizlikka boradi) da r= 0 va r = r g.

Maydon xususiyatlari o'z ma'nosini yo'qotadigan nuqtalar birlik, ya'ni maxsus deyiladi. Nol nuqtadagi singulyarlik nuqtani yoki bir xil bo'lsa, markaziy simmetrik maydon tuzilishini aks ettiradi (axir, har qanday sharsimon jism - yulduz yoki sayyora - moddiy nuqta sifatida ifodalanishi mumkin). Va radiusli sferik sirtda joylashgan nuqtalar r g , qochish tezligi yorug'lik tezligiga teng bo'lgan sirtni hosil qiladi. Umumiy nisbiylik nazariyasida u Shvartsshild singular sferasi yoki hodisa gorizonti deb ataladi (nima uchun - keyinroq aniq bo'ladi).

Bizga tanish bo'lgan ob'ektlar - Yer va Quyosh misolida, qora tuynuklar juda ko'p ekanligi aniq. g'alati narsalar. Hatto haddan tashqari harorat, zichlik va bosimdagi materiya bilan shug'ullanadigan astronomlar ularni juda ekzotik deb hisoblashadi va yaqin vaqtgacha hamma ham ularning mavjudligiga ishonmagan. Biroq, qora tuynuklarning paydo bo'lish ehtimolining dastlabki belgilari allaqachon 1915 yilda yaratilgan A. Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasida mavjud edi. Ingliz astronomi Artur Eddington nisbiylik nazariyasining birinchi talqinchilaridan va ommaboplaridan biri, 1930-yillarda yulduzlarning ichki tuzilishini tavsiflovchi tenglamalar tizimini yaratdi. Ulardan kelib chiqadiki, yulduz qarama-qarshi yo'naltirilgan tortishish kuchlari va yorug'lik ichidagi issiq plazma zarralari harakati va uning chuqurligida hosil bo'lgan nurlanish bosimi natijasida hosil bo'lgan ichki bosim ta'sirida muvozanatda bo'ladi. Va bu shuni anglatadiki, yulduz gaz to'pi bo'lib, uning markazida yuqori harorat periferiyaga qarab asta-sekin kamayadi. Tenglamalardan, xususan, Quyoshning sirt harorati taxminan 5500 daraja (bu astronomik o'lchovlar ma'lumotlariga juda mos keladi) va uning markazida taxminan 10 million daraja bo'lishi kerakligi aniqlandi. Bu Eddingtonga bashoratli xulosa chiqarishga imkon berdi: bunday haroratda termoyadro reaktsiyasi "yonadi", Quyoshning porlashini ta'minlash uchun etarli. O'sha davrning atom fiziklari bunga qo'shilmagan. Ularga yulduzning ichaklarida juda "sovuq" bo'lib tuyuldi: u erdagi harorat reaktsiyaning "ketishi" uchun etarli emas edi. Bunga g'azablangan nazariyotchi javob berdi: "Issiqroq joy qidiring!"

Va nihoyat, u to'g'ri chiqdi: haqiqatan ham yulduzning markazida termoyadroviy reaktsiya mavjud (yana bir narsa shundaki, termoyadroviy sintez haqidagi g'oyalarga asoslangan "standart quyosh modeli" shunday bo'lib chiqdi. noto'g'ri bo'ling - qarang, masalan, "Fan va hayot" No 2, 3, 2000). Shunga qaramay, yulduzning markazida reaktsiya sodir bo'ladi, yulduz porlaydi va bu holda paydo bo'ladigan nurlanish uni barqaror holatda saqlaydi. Ammo endi yulduzdagi yadroviy "yoqilg'i" yonib ketadi. Energiyaning chiqishi to'xtaydi, nurlanish o'chadi va tortishish kuchini ushlab turuvchi kuch yo'qoladi. Yulduz massasining chegarasi bor, shundan keyin yulduz qaytarilmas qisqara boshlaydi. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, bu yulduzning massasi ikki yoki uchta quyosh massasidan oshsa sodir bo'ladi.

GRAVITATSION KOLLASSI

Avvaliga yulduzning qisqarish tezligi kichik, lekin uning tezligi doimiy ravishda oshib boradi, chunki tortishish kuchi masofa kvadratiga teskari proportsionaldir. Siqish qaytarilmas holga keladi, o'z-o'zidan tortishish kuchiga qarshi tura oladigan kuchlar yo'q. Bu jarayon gravitatsion kollaps deb ataladi. Yulduz qobig'ining markaziga qarab tezligi oshib, yorug'lik tezligiga yaqinlashadi. Va bu erda nisbiylik nazariyasining ta'siri rol o'ynay boshlaydi.

Qochish tezligi Nyutonning yorug'lik tabiati haqidagi g'oyalari asosida hisoblangan. Umumiy nisbiylik nuqtai nazaridan, tushayotgan yulduz yaqinidagi hodisalar biroz boshqacha tarzda sodir bo'ladi. Uning kuchli tortishish maydonida gravitatsiyaviy qizil siljish deb ataladigan narsa sodir bo'ladi. Bu degani, massiv jismdan keladigan nurlanish chastotasi past chastotalar tomon siljiydi. Chegarada, Shvartsshild sferasi chegarasida radiatsiya chastotasi bo'ladi nol. Ya'ni, uning tashqarisida bo'lgan kuzatuvchi ichkarida sodir bo'layotgan voqealar haqida hech narsa topa olmaydi. Shuning uchun Shvartsshild sferasi hodisa gorizonti deb ataladi.

Ammo chastotani pasaytirish vaqtni sekinlashtirishga tengdir va chastota nolga aylanganda vaqt to'xtaydi. Bu shuni anglatadiki, tashqi kuzatuvchi juda g'alati manzarani ko'radi: ortib borayotgan tezlanish bilan tushayotgan yulduz qobig'i yorug'lik tezligiga etish o'rniga to'xtaydi. Uning fikricha, yulduzning o'lchami tortishish radiusiga yaqinlashishi bilan qisqarish to'xtaydi.
mo'ylov. U hech qachon Shvartsshild sferasi ostida bitta zarrachaning "sho'ng'ishini" ko'rmaydi. Ammo qora tuynukga tushib qolgan faraziy kuzatuvchi uchun uning soatiga ko'ra hammasi bir necha daqiqada tugaydi. Shunday qilib, Quyosh o'lchamidagi yulduzning tortishish qulashi vaqti 29 minut, ancha zichroq va ixchamroq neytron yulduzi esa soniyaning atigi 1/20 000 qismini tashkil qiladi. Va bu erda u qora tuynuk yaqinidagi fazo-vaqt geometriyasi bilan bog'liq muammoga duch keldi.

Kuzatuvchi egri bo'shliqqa kiradi. Gravitatsion radius yaqinida tortishish kuchlari cheksiz katta bo'ladi; ular raketani astronavt-kuzatuvchi bilan cheksiz uzunlikdagi cheksiz ingichka ipga cho'zadilar. Ammo uning o'zi buni sezmaydi: uning barcha deformatsiyalari fazo-vaqt koordinatalarining buzilishlariga mos keladi. Bu mulohazalar, albatta, ideal, faraziy holatga taalluqlidir. Har qanday haqiqiy jism Shvartsshild sferasiga yaqinlashmasdan ancha oldin suv toshqini ta'sirida parchalanadi.

QORA tuynuklar o'lchami

Qora tuynukning o'lchami, to'g'rirog'i, Shvartsshild sferasining radiusi yulduz massasiga proportsionaldir. Va astrofizika yulduz o'lchamiga hech qanday cheklovlar qo'ymaganligi sababli, qora tuynuk o'zboshimchalik bilan katta bo'lishi mumkin. Agar, masalan, massasi 10 8 quyosh massasi bo'lgan yulduzning qulashi paytida (yoki yuz minglab, hatto millionlab nisbatan kichik yulduzlarning birlashishi tufayli) paydo bo'lgan bo'lsa, uning radiusi taxminan 300 million kilometrni tashkil qiladi. Yer orbitasidan ikki baravar katta. Va bunday gigantning moddasining o'rtacha zichligi suv zichligiga yaqin.

Ko'rinishidan, aynan shunday qora tuynuklar galaktikalar markazlarida joylashgan. Har holda, astronomlar bugungi kunda ellikka yaqin galaktikalarni hisoblashadi, ularning markazida bilvosita belgilarga ko'ra (biz ular haqida quyida gaplashamiz), massasi taxminan milliard (10 9) quyoshli qora tuynuklar mavjud. Ko'rinib turibdiki, bizning Galaktikamiz ham o'z qora tuynugiga ega; uning massasi juda aniq hisoblangan - 2,4. Quyosh massasining 10 6 ±10%.

Nazariyaga ko'ra, bunday supergigantlar bilan bir qatorda, massasi taxminan 10 14 g va radiusi taxminan 10 -12 sm (o'lchami) bo'lgan qora mini-teshiklar mavjud. atom yadrosi). Ular olam mavjudligining dastlabki daqiqalarida ulkan energiya zichligiga ega bo'lgan fazo-vaqtning juda kuchli notekisligining namoyon bo'lishi sifatida paydo bo'lishi mumkin edi. Koinotda o'sha paytda mavjud bo'lgan sharoitlar endi tadqiqotchilar tomonidan kuchli kollayderlarda (to'qnashuvchi nurlardagi tezlatgichlar) amalga oshirilmoqda. Bu yil boshida CERNda o'tkazilgan tajribalar avvaldan mavjud bo'lgan kvark-glyuon plazmasini berdi. elementar zarralar. Amerika akselerator markazi Brukhavenda moddaning bu holati bo'yicha tadqiqotlar davom etmoqda. U zarrachalarni tezlatgichdan bir yarim-ikki baravar yuqori energiyaga tezlashtirishga qodir.
CERN. Bo'lajak eksperiment jiddiy tashvish tug'dirdi: uni amalga oshirish paytida bizning kosmosimizni egib, Yerni yo'q qiladigan qora mini-tuynuk paydo bo'ladimi?

Bu qo'rquv shu qadar kuchli reaktsiyaga sabab bo'ldiki, AQSh hukumati bu imkoniyatni sinab ko'rish uchun nufuzli komissiya yig'ishga majbur bo'ldi. Taniqli tadqiqotchilardan iborat komissiya tezlatkichning energiyasi qora tuynuk hosil bo‘lishi uchun juda past degan xulosaga keldi (bu tajriba “Nauka i Zhizn” jurnalining 2000 yil 3-sonida tasvirlangan).

KO'RINMASNI QANDAY KO'RISH MUMKIN

Qora tuynuklar hech narsa, hatto yorug'lik ham chiqarmaydi. Biroq, astronomlar ularni ko'rishni, aniqrog'i, bu rolga "nomzodlar" topishni o'rgandilar. Qora tuynukni aniqlashning uchta usuli mavjud.

1. Yulduzlarning ma'lum bir tortishish markazi atrofida klasterlarda aylanishini kuzatish kerak. Agar bu markazda hech narsa yo‘qligi va yulduzlar xuddi bo‘sh joy atrofida aylanayotgani ma’lum bo‘lsa, biz ishonch bilan aytishimiz mumkin: bu “bo‘shliq”da qora tuynuk bor. Aynan shu asosda Galaktikamiz markazida qora tuynuk borligi taxmin qilingan va uning massasi taxmin qilingan.

2. Qora tuynuk atrofdagi fazodan materiyani faol ravishda o'ziga so'radi. Yulduzlararo chang, gaz, yaqin atrofdagi yulduzlarning moddasi uning ustiga spiral shaklida tushib, Saturn halqasiga o'xshash yig'ilish diskini hosil qiladi. (Brukhaven tajribasida aynan mana shu narsa qo‘rqinchli edi: tezlatgichda paydo bo‘lgan qora mini-tuynuk Yerni o‘ziga singdira boshlaydi va bu jarayonni hech qanday kuchlar to‘xtata olmaydi.) Shvartsshild sferasiga yaqinlashib, zarralar tajribasi. tezlashadi va rentgen diapazonida nurlanishni boshlaydi. Bu nurlanish sinxrotronda tezlashtirilgan zarrachalarning yaxshi o'rganilgan nurlanishiga o'xshash xarakterli spektrga ega. Va agar bunday nurlanish koinotning qaysidir mintaqasidan kelsa, biz aniq aytishimiz mumkinki, u erda qora tuynuk bo'lishi kerak.

3. Ikki qora tuynuk birlashganda gravitatsion nurlanish paydo bo'ladi. Hisob-kitoblarga ko'ra, agar har birining massasi Quyosh massasidan taxminan o'n baravar bo'lsa, u holda ular bir necha soat ichida birlashganda, ularning umumiy massasining 1% ga ekvivalent energiya tortishish to'lqinlari shaklida ajralib chiqadi. Bu Quyosh butun mavjud bo'lgan davrda - besh milliard yil davomida chiqargan yorug'lik, issiqlik va boshqa energiyadan ming marta ko'pdir. Ular hozirda Amerika va Yevropada rossiyalik tadqiqotchilar ishtirokida qurilayotgan LIGO va boshqa gravitatsion-toʻlqin observatoriyalari yordamida gravitatsion nurlanishni aniqlashga umid qilmoqdalar (“Fan va hayot” 2000 yil, 5-son).

Va shunga qaramay, astronomlar qora tuynuklarning mavjudligiga shubha qilmasalar ham, ulardan biri fazoning ma'lum bir nuqtasida joylashganligini hech kim qat'iy ayta olmaydi. Ilmiy axloq, tadqiqotchining vijdonliligi berilgan savolga aniq javob berishni talab qiladi, bu nomuvofiqliklarga toqat qilmaydi. Ko'rinmas ob'ektning massasini baholashning o'zi etarli emas, siz uning radiusini o'lchashingiz va Shvartsshilddan oshmasligini ko'rsatishingiz kerak. Va hatto bizning Galaktikamiz ichida ham bu muammo hali hal qilinmagan. Shuning uchun olimlar o'zlarining kashfiyotlari haqida xabar berishda ma'lum bir vazminlik ko'rsatadilar va ilmiy jurnallar tom ma'noda nazariy ishlarning hisobotlari va ularning sirini yoritadigan effektlarni kuzatishlari bilan to'la.

To'g'ri, qora tuynuklar ham nazariy jihatdan bashorat qilingan yana bir xususiyatga ega, bu ularni ko'rishga imkon beradi. Biroq, bir shartga ko'ra: qora tuynukning massasi Quyosh massasidan ancha kam bo'lishi kerak.

QORA tuynuk "oq" bo'lishi mumkin

Uzoq vaqt davomida qora tuynuklar zulmatning timsolidir, vakuumda, materiyaning yutilishi bo'lmaganda, hech narsani nurlantirmaydigan narsalar. Biroq, 1974 yilda mashhur ingliz nazariyotchisi Stiven Xoking qora tuynuklarga harorat belgilanishi mumkinligini va shuning uchun nurlanishi kerakligini ko'rsatdi.

Kvant mexanikasi tushunchalariga ko'ra, vakuum bo'shliq emas, balki o'ziga xos "fazo-vaqt ko'piki", virtual (bizning dunyomizda kuzatilmaydigan) zarralar to'plamidir. Biroq, kvant energiya tebranishlari zarracha-antizarracha juftligini vakuumdan "tashlab yuborishga" qodir. Masalan, ikki yoki uchta gamma kvant to'qnashganda elektron va pozitron yo'qdan paydo bo'ladi. Bu va shunga o'xshash hodisalar laboratoriyalarda bir necha bor kuzatilgan.

Qora tuynuklardan nurlanish jarayonlarini aniqlaydigan kvant tebranishlaridir. Agar energiyaga ega bo'lgan zarralar juftligi E va -E(juftning umumiy energiyasi nolga teng), Shvartsshild sferasi yaqinida paydo bo'ladi, keyingi taqdir zarralar har xil bo'ladi. Ular deyarli darhol yo'q bo'lib ketishi yoki birgalikda hodisa ufqiga tushishi mumkin. Bunday holda, qora tuynukning holati o'zgarmaydi. Ammo faqat bitta zarra ufq ostiga tushsa, kuzatuvchi boshqasini qayd qiladi va unga qora tuynuk tomonidan yaratilgandek tuyuladi. Bunday holda, zarrachani energiya bilan yutgan qora tuynuk -E, uning energiyasini kamaytiradi va energiya bilan E- kattalashtirish; ko'paytirish.

Xoking bu jarayonlarning barcha tezligini hisoblab chiqdi va shunday xulosaga keldi: manfiy energiyaga ega bo'lgan zarralarning yutilish ehtimoli yuqori. Bu qora tuynukning energiya va massasini yo'qotishini anglatadi - bug'lanadi. Bundan tashqari, u haroratga ega bo'lgan butunlay qora tana sifatida nurlanadi T = 6 . 10 -8 M Bilan / M kelvin, qaerda M c - Quyoshning massasi (2,1033 g), M qora tuynukning massasi. Bu oddiy munosabat shuni ko'rsatadiki, massasi Quyoshnikidan olti marta katta bo'lgan qora tuynukning harorati gradusning yuz milliondan biriga teng. Ko'rinib turibdiki, bunday sovuq jism deyarli hech narsa nurlantirmaydi va yuqoridagi barcha fikrlar o'z kuchini saqlab qoladi. Yana bir narsa - mini-teshiklar. 10 14 -10 30 gramm massasi bilan ular o'n minglab darajaga qadar qiziydi va oq issiq ekanligini ko'rish oson! Biroq, darhol shuni ta'kidlash kerakki, qora tuynuklarning xususiyatlari bilan hech qanday qarama-qarshilik yo'q: bu nurlanish Shvartsshild sferasidan yuqorida joylashgan qatlam tomonidan chiqariladi, uning ostida emas.

Shunday qilib, abadiy qotib qolgan ob'ekt bo'lib tuyulgan qora tuynuk ertami-kechmi bug'lanib yo'qoladi. Bundan tashqari, u "vaznni yo'qotadi", bug'lanish tezligi oshadi, ammo bu hali ham juda uzoq vaqt talab etadi. Hisob-kitoblarga ko'ra, 10-15 milliard yil avval Katta portlashdan keyin darhol paydo bo'lgan 10 14 gramm og'irlikdagi mini-teshiklar bizning vaqtimizga kelib butunlay bug'lanishi kerak. Ularning hayotining oxirgi bosqichida ularning harorati ulkan qiymatga etadi, shuning uchun bug'lanish mahsulotlari juda yuqori energiyali zarralar bo'lishi kerak. Ehtimol, ular Yer atmosferasida keng atmosfera yomg'irlarini - EASlarni hosil qiluvchilardir. Har holda, anomal ravishda yuqori energiyali zarralarning kelib chiqishi yana bir muhim va qiziqarli muammo, bu qora tuynuk fizikasidagi qiziqarli savollar bilan chambarchas bog'liq bo'lishi mumkin.